De Zon is een hete punt symmetrische gasbol. De zwaartekracht wil het zonnegas tot een puntje doen ineenstorten. De kernfusie in het centrum van de Zon wil dat gas juist naar buiten toe bewegen.

Toch is de Zon mateloos complex om te begrijpen wat er op en in de Zon gebeurt. Er zijn namelijk twee aspecten die niet punt symmetrisch zijn. Dat is het magneetveld van de Zon, en de asrotatie van de Zon.

Gas beweegt langs het magneetveld

De Zon heeft, net als de Aarde een magneetveld. Dat zonsmagneetveld is niet punt symmetrisch. Het is ook niet vlak symmetrisch en zelfs niet lijn symmetrisch, zoals dat op de Aarde wel zo is. Het magneetveld aan de polen van het noordelijk halfrond van de Aarde is eigenlijk hetzelfde als dat op het zuidelijk halfrond. Het veld is alleen tegengesteld (Noord en Zuid). Op de Aarde is het magneetveld prima te begrijpen, maar het gas van de Zon is heter dan 10.000 graden waardoor het een plasma van geladen deeltjes vormt. Moleculen botsen dan met zoveel geweld dat ze opbreken in individuele atomen. De negatief geladen elektronen breken los en vormen een elektronen gas. De atomen vormen een protonen gas. Deze geladen deeltjes bewegen in de richting van het magneetveld ter plekke. Deze bewegende gassen vormen een stroom van miljoenen Ampères. Als je ergens de Lorenzkrachten nodig hebt, dan is het in en boven de Zon, maar zo ook bij de andere sterren.

Differentiële rotator

De Zon draait net als de Aarde om zijn eigen as. De Aarde is echter een starre rotator en doet er op de hele Aarde 24 uur over. Het maakt niet uit of je op de evenaar bent, of in de buurt van de polen van de Aarde.

De Zon is een differentiële rotator, waardoor de Zon in 25 dagen een rondje gaat op de evenaar, maar bij de polen doet dat gas er 33 dagen over. Het grootschalige magneetveld van de Zon wordt hierdoor door de jaren heen opgewonden want het grootschalige magneetveld zit als het ware vast aan het gas. Dit is waarschijnlijk de oorzaak van de 11-jarige cyclus. Dit alles is niet punt symmetrisch maar wel vlak symmetrisch.

Fotosfeer

De Zon heeft geen rand. De Aarde wel. Dat heet het aardoppervlak. De Zon heeft geen oppervlak want waar is dat dan als de Zon van gas is? Voor de Zon heet dit de fotosfeer. Dat is het deel van de Zon die je met een telescoop kunt zien. Deze ‘rand’ is ongeveer 500 km hoog. Kortom met een telescoop kun je nooit helemaal scherp de Zon zien. Je ziet altijd het licht van 500 km bij elkaar door de telescoop. Dieper in de Zon komt het licht niet direct naar buiten. Daarboven komt nauwelijks meer licht bij want daar is niet zoveel gas meer.

Wilson depressie

In die fotosfeer bestaan plaatsen waar de Zon tussen 500 en 1000 kilometer is ingestort. Dit is als het ware een min of meer cirkelvormig ‘putje’ in de fotosfeer. Dit heet een Wilson depressie. In de volksmond is dit de zonnevlek. Op de bodem van het putje (het umbra) komt minder licht naar buiten, dan in de randen van dat putje (het penumbra). In de zonnevlek komt minder extreem veel licht uit de fotosfeer dan naast de zonnevlek. Het is er ook koeler dan daarbuiten. De filter in de telescoop zorgt ervoor dat er voldoende contract is, maar daar wordt de zonnevlek zwart van.

Warmtetransport

Onder de punt symmetrische fotosfeer bevindt zich de punt symmetrische convectiezone van 200.000 km. Deze convectiezone werkt hetzelfde als een fluitketel, waarbij luchtbellen op de bodem van de ketel gevormd worden en daarna naar boven gaan doordat lucht minder weegt dan water.

Dat geldt zo ook voor de Zon. De warmte moet ergens wel omhoog en naar buiten, want vanuit het centrum van de Zon komt er steeds weer warmte bij. Je kunt al die warmte niet blijvend opslaan in de Zon. Die warmte is in de convectiezone opgesloten in gasbellen, en aangezien warm gas een lagere dichtheid heeft dan koud gas, gaat elke bel omhoog, als ware het een kurk in een glas water. In zo’n 500 jaar komt een bel vanuit de bodem van de convectiezone aan in de fotosfeer. Boven de fotosfeer barsten deze bellen open en laten deze de vervoerde warmte los.

Fluxbuizen

In de Zon wordt ook een magneetveld opgewekt. Die bestaat uit een grootschalig magneetveld en een onafhankelijk lokaal magneetveld.

Grootschalig magneetveld

Het grootschalige magneetveld van de Zon reikt zelfs tot ver voorbij de Aarde. Het ontstaat door bewegende ladingen in de kern. Je zou ook kunnen zeggen een bewegend plasma in de kern. Dat zonmagneetveld is ingewikkelder dan de Noord / Zuidpool zoals wij die bij de Aarde kennen. De Zon heeft om en nabij 3 Noordpolen en 3 Zuidpolen tegelijk en ook dat is niet stabiel. Het is niet punt symmetrisch. Het is een beetje lijn en vlak symmetrisch.

Kleinschalig magneetveld

Het kleinschalige magneetveld wordt opgebouwd door lokale plasmastromen. Dat zijn buizen van bewegende protonen en elektronen. Een stroom door een draad / buis creëert namelijk een magneetveld om die buis / cilinder, maar een buis vol met een magneetveld creëert ook een circulaire stroom om die magneetbuis. Weet daarbij dat een elektron dezelfde lading heeft als een proton (dan alleen tegengesteld), maar dat het effect op het magneetveld bij elektronen 1838 keer groter is want de massa is veel kleiner en dus zijn elektronen makkelijker in beweging te krijgen (E_kin=½mv²). Ofwel een protonplasma beweegt net de andere kant op als het elektronenplasma, maar het elektronenplasma beweegt veel sneller. Het gaat dus door elkaar heen. Dat kan want de dichtheid van het gas in de convectiezone is laag (200 kg/m³). Een plasma kan niet loodrecht op een magneetveld bewegen en gaat dus in die buis mee omhoog (of naar beneden). Een elektronenplasma in zo’n fluxbuis beweegt niet alleen in cirkels om deze magnetische fluxbuis, maar ze gaan ook van nature een bepaalde kant op. Daardoor bewegen ze in cirkels in de buis, maar gaat dat elektronenplasma ook gelijk vooruit naar de andere kant van de buis en daaruit bestaat de stroom van miljoenen Ampère die op zijn beurt weer een magneetveld opwekt.

De diameter van die magnetische fluxbuizen in de convectiezone is tientallen tot honderden kilometers. Nu kan die buis soms wat breder en dan weer smaller zijn, maar de totale warmte per vierkant km en seconde die er door een zo’n buis gaat blijft gelijk. Dit wordt gecompenseerd door de veranderende snelheid van het elektronenplasma. De warmte kan niet ontsnappen via de zijkanten.

De eenvoudige zonnevlek

Magnetische buis

Elke zonnevlek die je met de telescoop kunt zien is eigenlijk de bovenkant van een magnetische fluxbuis. Het elektronenplasma in de buis heeft meer moeite om door de convectiezone te gaan dan naast de buis. Het gaat niet alleen vooruit maar draait ook rond. Door het sterke magneetveld in de buis is de plasmasnelheid in de buis lager dan naast de buis. Hierdoor is de dichtheid en dus de druk in de buis lager dan buiten de buis en stort het oppervlak in de fotosfeer in en er komt minder licht per seconde per vierkante km uit op die plek. De zonnevlek geeft minder licht dan de omgeving en het oppervlak is ingestort. Direct buiten de zonnevlek is de Zon juist iets feller want de warmte moet wel blijvend weg kunnen.

Magnetisch gekormde pijp

Magnetische fluxbuizen met enige afmeting stoppen niet gelijk bij het oppervlak en stijgen boven de fotosfeer uit en buigen om en gaan terug de fotosfeer weer in. Het zijn magnetisch gekromde pijpen. Het elektronenplasma beweegt al cirkelend mee met die gekromde pijp. En daardoor zie je vaak twee zonnevlekken naast elkaar. De ene is een Noordpool en de andere een Zuidpool.

Enorme zonnevlekkengroep

In mei 2024 was er aan de voorkant van de Zon een enorme zonnevlekkengroep te zien op het zonsoppervlak. Deze zonnevlekkengroep kreeg de code AR 3664. De diameter van AR 3664 was om en nabij de 200.000 km (= 15 aardes naast elkaar). Dat is net zo breed als de convectiezone hoog is. Eigenlijk bestond dit gebied uit een complex van 15 min of meer eenvoudige zonnevlekken, maar die waren wel via magnetische fluxbuizen onderling verbonden.

Zonnevlammen en CMEs

AR 3664 gaf dagelijks diverse explosies wat leidde tot zonnevlammen en coronale massa-ejecties. Dan zijn de Coronal Mass Ejections (CME) in het Engels.

Zonnevlam

De zonnevlam geeft elektromagnetische straling. Dit is radiostraling, infrarode straling, UV-straling, röntgenstraling en gammastraling, maar het is ook visueel te zien door de telescoop. Deze straling is binnen 6 minuten bij de Aarde, want dit gaat met de lichtsnelheid van de Zon naar de Aarde. Dit kan effect hebben op de werking van satellieten, GPS, energiecentrales en meer.

CME

Het plasma en het mageneetveld zitten als het ware aan elkaar vast. Hierdoor stoot de CME grote hoeveelheden gas gecombineerd met magneetveld de ruimte in. Met 600 km/s gaat deze materiewolk weg van de Zon en kan zo ook in 2 tot 3 dagen na de explosie tegen de Aarde botsen. In de nacht van 11 op 12 mei 2024 konden we daarvan zeer overtuigend het poollicht aanschouwen tot hoog in de lucht, en dat gebeurt niet veel.

De zonnevlammen en de CMEs vormen samen het ruimteweer waar het KNMI en het Koninklijk Belgisch Instituut voor Ruimte-Aeronomie zich mee bezig houden.

Grotere en complexe zonnevlekken exploderen meer

Magnetische fluxbuizen kunnen per ongeluk tegen elkaar komen, of ze draaien zichzelf strak of ze draaien zichzelf in een krul. Komen ze tegen elkaar of tegen zichzelf, of wordt het doorstroomoppervlak sterk beperkt, dan ontstaat daar een uitbarsting in de vorm van een zonnevlam en/of een CME.

Wetenschappelijk is niet te voorspellen wanneer dit gebeurt. Ook is niet voorspelbaar of het een zonnevlam of een CME zal zijn. De convectiezone is daarvoor te turbulent. Dat gebeurt ook meestal niet bij een kleine zonnevlekkenduo met een Noordpool en een Zuidpool. Dat is niet zo complex en chaotisch ook al kan het ook daar optreden.

Die kans is groter bij grote en complexe zonnevlekken met vele fluxbuizen in de bovenlaag van de convectiezone en boven de fotosfeer. AR 3664 had diverse zonnevlammen en CMEs per dag en soms waren daar grote bij. Op 14 mei 2024 ontstond zelfs de grootste explosie van de hele zonnevlekken cyclus nummer 25 (die duurt 11 jaar). AR 3664 was de dag daarvoor net over de horizon gegaan en niet meer zichtbaar vanaf de Aarde. De CMEs kunnen de oorzaak zijn van het poolicht hier op de Aarde.

Grote en complexe zonnevlekken geven een grotere kans op poollicht

AR 3664 heeft ons geleerd dat de kans op poollicht in zo’n periode groter is. Ook AR 3664 gaf extreem veel en vaak poollicht op de Aarde, maar het was toen net overdag in de lage landen. Ook gebeurde het dat het magneetveld van de Zon niet goed aansloot op die van de Aarde waardoor de deeltjes niet de dampkring binnen konden dringen. De grootste explosie gebeurde toen AR 3664 net aan de achterkant van de Zon terecht kwam.

Kortom: De kans op grote uitbarstingen op het zonsoppervlak is aantoonbaar groter bij grote en complexe zonnevlekken. Dit is wetenschappelijk bezien voorspelbaar, maar tegelijk is het wetenschappelijk bezien onvoorspelbaar wanneer dat gaat gebeuren. De kans op poollicht in zo’n periode is dat ook. Het is geen 1 op 1 relatie.

Robert de Jong